511 keV gama ışını hattı emisyonuna en uygun 'halo + disk' modelinin tüm gökyüzü haritası. Fotoğraf kredisi: INTEGRAL. Büyütmek için tıklayın.
Elektronun anti-madde muadili olan pozitron, Paul Dirac’ın elektron için devrimci zamanda kuantum dalga denklemi tarafından tahmin edildi. Birkaç yıl sonra, 1932'de Carl Anderson kozmik ışınlarda pozitronu keşfetti ve Dirac 1933'te Nobel Ödülü'nü ve 1936'da Anderson'ı aldı.
Bir pozitron bir elektronla karşılaştığında, iki gama ışını üreterek imha ederler. Ancak bazen imhadan önce, protonun bir pozitron ile değiştirildiği bir hidrojen atomu gibi olan pozitronyum oluşumu oluşur (pozitronyumun kendi sembolü Ps'dir). Pozitronyum iki şekilde gelir, kararsızdır ve iki gama (yaklaşık 0.1 nanosaniye içinde) veya üçe (yaklaşık 100 nanosaniye içinde) bozunur.
Gökbilimciler 1970'lerden beri evrende çok sayıda pozitron olması gerektiğini biliyorlardı. Neden? Çünkü bir pozitron ve elektron iki gama vermek için imha ettiklerinde, her ikisi de aynı dalga boyuna sahiptir, yaklaşık 0.024 Å veya 0.0024 nm (parçacık fizikçileri gibi astronomlar, gama ışınlarının dalga boyları hakkında konuşmazlar, enerjileri hakkında konuşurlar; 511 bu durumda keV). Gökyüzüne gama ışını görüşü ile bakarsanız - elbette atmosferin üstünden! - çok sayıda pozitron olduğunu biliyorsunuz çünkü tek bir 'renk', 511 keV çok sayıda gamma görebilirsiniz (evrende çok sayıda kırmızı (1.9 eV) H alfa fark ederek çok fazla hidrojen olduğu sonucuna varmaya benzer. gece gökyüzü).
Pozitronyumun üç gama çürümesinin spektrumundan, 511 keV çizgi yoğunluğuyla karşılaştırıldığında, dört yıl önce gökbilimciler, yok edilmesini gördüğümüz pozitronların yaklaşık% 93'ünün bozulmadan önce pozitronyum oluşturduğunu öğrendiler.
Ne kadar pozitronyum? Samanyolu şişkinliğinde, her saniye yaklaşık 15 milyar (bin milyon) ton pozitron imha edilir. Bu, kaya veya su gibi alışkın olduğumuz on trilyon tonlarca elektron kadar kütle; yaklaşık 40 km çapında, orta büyüklükte bir asteroit kadar
J? Rgen Kn? Dlseder ve meslektaşları, kamuya açıklanmış INTEGRAL verilerini (yaklaşık bir yıl değerinde) analiz ederek şunları buldu:
- Samanyolu diskinde imha edilen pozitronlar, büyük olasılıkla son süpernovalarda üretilen Alüminyum-26 ve Titanyum-44 izotoplarının beta + (yani pozitron) çürümesinden gelirler (hatırlayın, astronomlar 10 milyon yıl önce bile çağırıyor) 'son')
- ancak Samanyolu şişkinliğinde diskten daha fazla pozitron, beş faktör kadar yok edilir.
- herhangi bir "nokta" kaynağı yok gibi görünüyor.
Tabii ki, bir INTEGRAL bilim insanı için, bir “nokta” kaynağının amatör bir gökbilimciyle aynı anlamı yoktur! Pozitronyum çizgisindeki gama ışını görüşü inanılmaz derecede bulanık, altı ay boyunca (3?) Bir nesne 'nokta' gibi görünecek! Bununla birlikte, Kn? Dlseder ve astrofizik sleuth ekibi “aradığımız kaynakların hiçbiri önemli bir 511 keV akısı göstermedi” diyebilir; bu 40 'olağan şüpheliye' pulsarlar, kuasarlar, kara delikler, süpernova kalıntıları, yıldız oluşturan bölgeler, zengin gökada kümeleri, uydu galaksiler ve blazarlar dahildir. Ama hala bakıyorlar, “Tipik bir şüphelilerin Tip Ia süpernovaları (SN1006, Tycho) ve LMXB (Cen X-4) gibi normal şüphelilerin gerçekte INTEGRAL gözlemlerini [planladıklarını] ayırdık. .”
Peki, çıkıntıda her saniye imha edilen 15 milyar ton pozitron nereden geliyor? “Benim için pozitron imhası ile ilgili en önemli şey asıl kaynağın hala bir gizem olması” diyor Kn? Dlseder. “Diskten gelen hafif emisyonu Alüminyum-26 çürümesi ile açıklayabiliriz, ancak pozitronların büyük kısmı Galaxy'nin şişkin bölgesinde yer almaktadır ve tüm gözlemsel özellikleri kolayca açıklayabilecek kaynağımız yoktur. Özellikle, 511 keV gökyüzünü diğer dalga boylarında gözlemlenen gökyüzüyle karşılaştırırsanız, 511 keV gökyüzünün benzersiz olduğunu fark edersiniz! Gözlediğimiz şeye benzeyen başka bir gökyüzü yok. ”
INTEGRAL ekibi büyük yıldızları, çökenleri, pulsarları veya kozmik ışın etkileşimlerini ekarte edebileceklerini düşünüyorlar, çünkü bunlar çıkıntı pozitronlarının kaynağı olsaydı, disk 511 keV ışığında çok daha parlak olurdu.
Çıkıntı pozitronları, çeşitli işlemlerle düşük kütleli X-ışını ikili dosyalarından, klasik novalardan veya Tip 1a süpernovalardan gelebilir. Her durumda karşılaşılan zorluk, bunların oluşturduğu yeterli pozitronun daha sonra yeterince uzun süre hayatta kalabileceğini ve doğum yerlerinden yeterince yayılabileceğini anlamaktır.
Kozmik sicimler ne olacak? Bunları olası bir büyüme pozitronu kaynağı olarak öneren son Tanmay Vachaspati makalesi Kn? Dlseder ve ark. “Yine de benim için kozmik sicimlerin 511 keV yaptığını belirtmek için yeterli gözlemsel kısıtlamamız olduğu açık değil; kozmik sicimlerin olup olmadığını bile bilmiyoruz. Birinin, diğer tüm kaynakları dışlayan eşsiz bir kozmik dizgi özelliğine ihtiyacı vardır ve bugün bence bundan çok uzaktayız. ”
Belki de en heyecan verici şekilde, pozitronlar, düşük kütleli bir karanlık madde partikülünün ve bunun anti-partikülünün imha edilmesinden veya Knllsls et al. “Boehm ve ark.” tarafından yakın zamanda önerildiği üzere “Açık karanlık madde (1-100 MeV) yok etme” (2004), muhtemelen en egzotik ama aynı zamanda en heyecan verici galaktik pozitron kaynağıdır. ” Karanlık madde pozitronyumdan daha egzotiktir; karanlık madde anti-madde değildir ve hiç kimse onu bir laboratuvarda incelemek yerine yakalayamamıştır. Gökbilimciler her yerde bulunabileceğini kabul eder ve doğasını takip etmek hem astrofizik hem de parçacık fiziğinin en sıcak konularından biridir. Samanyolu şişkinliğinde imha edilen saniyede milyarlarca ton pozitronun klasik novalardan veya termonükleer süpernovalardan gelememesi durumunda, belki de iyi eski karanlık madde suçlamaktır.
