Проблема пропавшего бариона

Не путать с проблемой темной материи или проблемой барионной асимметрии .

В космологии проблема недостающего бариона — это наблюдаемое несоответствие между количеством барионной материи, обнаруженной вскоре после Большого взрыва , и в более поздние эпохи. Наблюдения за космическим микроволновым фоном и исследования нуклеосинтеза Большого взрыва установили ограничения на распространенность барионов в ранней Вселенной, обнаружив, что на барионную материю приходится примерно 4,8% энергетического содержания Вселенной. В то же время перепись барионов в недавней наблюдаемой Вселенной показала, что наблюдаемая барионная материя составляет менее половины этого количества. Это несоответствие широко известно как проблема недостающего бариона. Проблема недостающего бариона отличается от проблемы темной материи , которая не имеет барионной природы.

Измерения ранней Вселенной

Содержание барионной материи в ранней Вселенной можно получить косвенно двумя независимыми методами:

• Теория нуклеосинтеза Большого взрыва , которая предсказывает наблюдаемое относительное содержание химических элементов в наблюдениях за недавней Вселенной. Более высокое количество барионов в ранней Вселенной должно было привести к более высоким соотношениям гелия, лития и более тяжелых элементов по отношению к водороду. Вселенной Согласие с наблюдаемым содержанием требует, чтобы барионная материя составляла от 4 до 5% критической плотности .
• Детальный анализ малых флуктуаций (анизотропии) космического микроволнового фона (CMB), особенно второго пика спектра мощности CMB . Барионная материя взаимодействует с фотонами и поэтому оставляет видимый отпечаток на реликтовом излучении. Анализ CMB также дает долю барионов порядка 5%.

Ограничение CMB гораздо точнее, чем ограничение BBN. но они оба согласны.

Наблюдения поздней Вселенной

Плотность барионной материи можно получить непосредственно, суммируя всю известную барионную материю. Это весьма нетривиально, поскольку, хотя светящуюся материю, такую ​​как звезды и галактики, легко суммировать, барионная материя также может существовать в сильно несветящейся форме, такой как черные дыры , планеты и сильно рассеянный межзвездный газ . Тем не менее, это все еще можно сделать, используя ряд методов:

• Использование леса Лиман-Альфа ; облака диффузного барионного газа или пыли иногда видны при контровом свете звезд. Полученные спектры можно использовать для определения массы между звездой и наблюдателем.
• Гравитационное микролинзирование . Если между наблюдателем и далеким источником перемещается планета или другой темный объект, изображение источника искажается. О массе темного объекта можно судить по величине искажений.
• Эффект Сюняева–Зельдовича . Взаимодействие между фотонами реликтового излучения и свободными электронами оставляет отпечаток в реликтовом излучении. Этот эффект чувствителен ко всем свободным электронам независимо от их температуры или плотности окружающей среды, и поэтому его можно использовать для изучения барионной материи, которая в противном случае не была бы достаточно горячей для обнаружения.

Сгенерированное изображение космической паутины , содержащей теплые и горячие области, где были обнаружены недостающие барионы.

До 2017 года было обнаружено, что барионы 10% распределены внутри галактик, 50–60% в окологалактической среде и 30–40% неучтены, что составляет около 70% теоретических предсказаний.

Крупномасштабные исследования галактик в 2000-х годах выявили дефицит барионов. Это заставило теоретиков пересмотреть свои модели и предсказать, что газ должен течь между галактиками и скоплениями галактик.

Теплая-горячая межгалактическая среда

Модель Большого взрыва Lambda-CDM предсказывает, что материя между галактиками во Вселенной распределена в паутинных образованиях с низкой плотностью (1–10 частиц на кубический метр), известных как Теплая-горячая межгалактическая среда (WHIM). Космологическое гидродинамическое моделирование на основе теории предсказывает, что часть недостающих барионов находится в галактических гало при температурах 10 ⁶ К и (WHIM) при температуре 10 ⁵ –10 ⁷ K, причем недавние наблюдения предоставили сильную поддержку. WHIM состоит из трёх состояний:

• Теплое состояние с температурой 10 ⁵ –10 ^5.7 К. В этом состоянии присутствует нейтральный водород. (Наблюдается по линиям поглощения кислорода-VI)
• Горячее состояние с температурой 10 ^5.7 –10 ^6.3 К. (Наблюдение через кислород-VII в мягких рентгеновских лучах)
• Очень жаркое состояние с температурой 10 ^6.3 –10 ⁷ К. Очень мало водорода или водородоподобных металлов, в основном они присутствуют на окраинах скоплений галактик.

Теплая фаза WHIM была обнаружена ранее и составляет около 15% барионного содержания. WHIM в основном состоит из ионизированного водорода. Это создает трудности для астрономов, пытающихся обнаружить барионы в WHIM. WHIM легче обнаружить по сильно ионизированному кислороду, такому как поглощение OVI и OVII.

Состав Вселенной

Распространение известных барионов во Вселенной.

Перепись известных барионов во Вселенной составила около 60% от общего числа барионов до решения проблемы недостающих барионов. Это отличается от состава всей Вселенной, которая включает темную энергию и темную материю, из которых барионная материя составляет лишь 5%. Около 7% барионов существует в звездах и галактиках, тогда как большая часть их существует вокруг галактик или скоплений галактик. Лес Лайман-альфа содержит около 28% барионов. Теплая фаза WHIM была обнаружена с помощью мягкого рентгеновского поглощения в 2012 году и установила 15% общего содержания барионов. Внутрикластерная среда (ВКМ) составляет около 4% от общего содержания барионов. Он состоит в основном из ионизированного водорода и составляет около 10% общей массы скопления галактик; остальное — темная материя. ICM имеет низкую плотность, около 10 ⁻³ частиц на см ³ . Окологалактическая среда (CGM) была подтверждена в 2003 году Чандрой и Хмм-Ньютоном . CGM представляет собой большую сферу, окружающую галактики с радиусом > 70–200 кпк. CGM составляет 5% от общего количества барионов во Вселенной.

Методы обнаружения

Существует три основных метода обнаружения WHIM, в котором находятся недостающие барионы: эффект Сюняева-Зельдовича, эмиссионные линии Лаймана-альфа и линии поглощения металлов.

Sunyaev-Zel'dovich effect

Тепловой эффект Сюняева-Зельдовича (tSZ) возникает, когда фотоны реликтового обратного комптоновского излучения рассеиваются на ионизованном газе. Для обнаружения барионов ионизированный газ WHIM рассеивается фотонами реликтового излучения. Параметр y количественно определяет силу эффекта tSZ и определяется как:

$y=\int {\frac {k_{B}T_{e}}{m_{e}c^{2}}}n_{e}\sigma _{T}d\ell$.

Где $k_{b}$ – постоянная Больцмана , $\sigma _{T}$ – сечение Томпсона, $n_{e}$ электронов плотность , $m_{e}c^{2}$ – энергия массы покоя электрона , а $T_{e}$ это температура. Нахождение параметра y и наложение его на карту космических нитей миллионов галактик позволяет астрономам обнаружить слабый сигнал от WHIM. Сигнал параметра y от пары галактик накладывается на модель гало галактик. Сигналы вычитаются, чтобы выявить сигнал между двумя галактиками. Этот результирующий сигнал и есть нить. Чтобы гарантировать, что сигнал не исходит из какого-либо другого источника, астрономы создают контрольную симуляцию, которую они используют для сравнения и могут определить, что источник должен быть из WHIM.

Эмиссия Лайман-Альфа

Эмиссионные линии Лайман-альфа (Lyα) обнаруживаются ионизированным водородом в космической нити. Источник, такой как квазар , ионизирует водород в космической нити, оставляя заметные провалы в линиях поглощения.

Линии поглощения металлов

Высокоионизированный кислород, такой как O ⁺⁶ , ⁺⁷ и О ⁺⁸ линии поглощения в мягком рентгеновском излучении при энергиях 0,6 - 0,8 кэВ. Плотность столбцов этих линий $F(N_{O})$ можно вывести:

$\Omega _{O}={\frac {H_{0}m_{O}}{c\rho _{c}}}\int _{0}^{\infty }F(N_{O})N_{O}dN_{O}$.

Где $\Omega _{O}$ - содержание определенного иона кислорода, $H_{0}$ постоянная Хаббла , $\rho _{c}$ критическая плотность $\rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8\pi G}}$.

Заявленные решения

В целом проблема пропавшего бариона является крупной нерешённой проблемой в физике. Различные ученые предлагали объяснения, но ни одно из них не получило признания как адекватное решение этой проблемы.

Одно заявление о решении было опубликовано в 2017 году, когда две группы ученых заявили, что нашли доказательства местонахождения недостающих барионов в межгалактической материи. Предполагалось, что недостающие барионы существуют в виде горячих нитей между парами галактик в тепло-горячей межгалактической среде (WHIM). Поскольку пряди диффузные и недостаточно горячие, чтобы излучать рентгеновские лучи, их трудно обнаружить. Группы использовали тепловой эффект Сюняева-Зельдовича для измерения плотности нитей в локальной вселенной. Если там присутствуют барионы, то какое-то количество энергии должно теряться при рассеянии от них света космического микроволнового фона. Они проявляются как очень тусклые пятна в CMB. Пятна слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть напрямую, но если наложить их на видимое распределение галактик, их можно обнаружить. Плотность нитей достигает примерно 30% от барионной плотности, что, по словам группы, является точной величиной, необходимой для решения проблемы. Даже если признать их точными, эти работы лишь описывают распределение барионов между близлежащими галактиками и не дают полной картины космического газа в поздней Вселенной.

В статье 2021 года постулировалось, что примерно 50% всей барионной материи находится за пределами гало темной материи , заполняя пространство между галактиками, и что это объясняет отсутствие барионов, не учтенных в статье 2017 года.

Конец 2010-х и начало 2020-х годов.

В конце 2010-х и начале 2020-х годов несколько групп наблюдали межгалактическую и окологалактическую среду, чтобы получить больше измерений и наблюдений барионов и поддержать ведущие наблюдения. Барионы более или менее были обнаружены, поэтому группы работают над их обнаружением на более высоком уровне значимости. Используемые методы включают мягкое рентгеновское излучение, поглощение OVI, OVII и OVIII.

В 2019 году группа под руководством Орсоли Э. Ковача обнаружила поглощение OVII в рентгеновском спектре 17 сложенных друг на друга квазаров, что соответствует WHIM в нитях со сверхплотностью, примерно в 5–9 раз превышающей среднюю космологическую плотность в эпохи существования отдельных квазаров. В 2020 году астрофизики сообщили о первом прямом измерении рентгеновского излучения барионной материи нитей космической паутины. Оба результата согласуются с объяснением WHIM недостающих барионов.