原始惑星系円盤からの光の偏光はアクシオンを示します

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日本の物理学者は、原始惑星系円盤の分極の変動に基づいてアクシオンを検索するための新しい方法を提案しました。科学者たちは、偏光偏向角、アクシオンの質量、および光子との接続の定数に関連する方程式を導き出し、星ABAurigaの周りのディスクに対応する値をそれに代入しました。その結果、研究者たちは、質量が10〜21電子ボルト未満のアクシオンの結合定数に対する制約を厳しくすることに成功しました。記事はPhysicalReview Lettersに掲載され、作品のプレプリントはarXiv.orgWebサイトに掲載されています。

さまざまな重力効果が仮想の暗黒物質を示しているという事実にもかかわらず、物理学者はまだ直接の実験でその存在を確認することができていません。これは暗黒物質の性質について多くの論争を引き起こします。以前は、暗黒物質の役割の主な候補はWIMP(WIMP)でした-ベクトルボソンの交換を通じて通常の物質の粒子と相互作用する少なくとも10個のプロトン質量を持つ超重粒子(光子はそのような反応では生まれません、そのため、問題は「暗く」見えます)。しかし、実験的証拠が不足しているため、この仮説は徐々に人気を失い始めました。さらに、WIMP理論は、数値計算と暗黒物質の分布の観測されたパターン(鋭いハローの問題)との間に矛盾をもたらします。一部の物理学者は、新しい短距離の力でWIMPを検索する実験の失敗、または暗黒物質を放棄して負の質量の粒子に置き換える実験の失敗を説明しようとするほど必死になりました。

いくつかのそれほど過激ではない理論は、暗黒物質は重くはないが、超軽量のアクシオンのような粒子であることを示唆しています。アクシオンは1977年に、強い相互作用のCP不変性を維持する問題を解決しようとしたアメリカの物理学者RobertoPecceiとHelenQuinnによって初めて発明されました。この問題を解決する上でのアクシオンの役割についての詳細は、「彼らは長い間探していましたが、見つけることができません…」という記事または私たちのニュースで見つけることができます。さらに、同様の超軽量粒子が弦理論で自然に発生します。残念ながら、アクシオンと通常の物質との相互作用は非常に弱いため、それらを捕らえることは非常に困難です。さらに、この問題は、10〜25から103電子ボルトに及ぶ広範囲の仮想アクシオンの質量によって複雑になります。それにもかかわらず、それらを見つけるための実験が進行中です。

このような実験が依存する主な特性は、アクシオンと光子の相互作用と、その質量に比例する周波数でのアクシオン場の振動です(自然な単位系では、周波数と質量は単純に等しい)。これらのプロパティには、2つの興味深い効果があります。まず、強い磁場に置かれたアクシオンが光子に変わります。第二に、振動するアクシオンの背景を背景に、光子の偏光面が回転し、光線が分割されます。最初の効果は、暗黒物質の「ラジオ」であるハロスコープで使用されます。このラジオでは、物理学者が磁場の共鳴周波数を選択し、光子の生成を強化しようとします。現在、そのようなインストールはすでに稼働しています。 2番目の効果に基づく実験のスキームは、昨年半ばに道村裕太率いる日本の科学者のグループによって開発されましたが、まだ実施されていません。

現在、トーマケンジが率いる日本の研究者は、原始惑星系円盤の分極を測定することに基づいてアクシオンを検出するための間接的な方法を提案しています。科学者たちは、いくつかの理由で原始惑星系円盤を選択しました。まず、ディスクの放射のほとんどは、中心の星からの光が粒子に散乱することによって発生します(これが、ディスクが比較的大きなスケールで明るく見える理由です)。第二に、同じ理由で、原始惑星系円盤の光はその平面に垂直に直線偏光されます。したがって、周囲の暗黒物質がアクシオンで構成されている場合、それは予測可能な方法でその偏光を変化させます。最後に、原始惑星系円盤の特徴的なサイズは、約100天文単位です。一方では、これにより、地上の望遠鏡を使用して、最大100パーセクの距離にあるディスクを解決することが可能になります。一方、そのような巨大な直径でさえ、アクシオンのドブロイ波長よりも小さいので、ディスク全体の偏光は同じように回転します。

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原始惑星系円盤ABAurigaからの光の偏光の数値計算された画像

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原始惑星系円盤の偏光角の実験的に測定された分布ABAuriga

したがって、物理学者は、ディスク光の偏光の回転角、アクシオンの質量、およびそれらの光子との結合定数に関連する方程式を分析的に導き出しました。その後、科学者たちは、ABアウリガの原始惑星系円盤を観測した橋本じゅんが率いる天文学者のグループからのデータを分析しました。これらのデータから、ディスク放射の偏光角は、90.1±0.2度を中心とするガウス曲線に沿って分布していることがわかります。その結果、アクシオン場との相互作用によるこの放射線の偏光角の偏差は、約1シグマの信頼水準で0.3度を超えません。ただし、科学者は、系統的な誤差のために測定精度が低下した可能性があることに注意し、控えめな上限推定値として、ガウス分布の半値幅である4.3度を選択しました。この値を導出された方程式に代入すると、科学者は結合定数とアクシオンの質量の関係を取得しました:g <5×10-13m。質量が10〜21電子ボルト未満のアクシオンの場合、この制限の剛性は他のすべての測定値を上回ります。

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ABぎょしゃ座プロトプラントディスクの分極に由来する結合定数の制約(黒い線)と他の方法の制約(色付きの領域)

将来的には、科学者たちは新しい方法の精度をさらに高めることを計画しています。多くの原始惑星系円盤に関する統計の明らかな収集に加えて、物理学者は、アクシオン場の振動が同時に偏光角の振動につながることに気づきます。これにより、理論的には新しい効果を分離し、測定誤差を減らすことができます。

アクシオンは40年以上前に提案されましたが、物理学者はごく最近、これらの粒子の実験的調査に着手しました。最初の結果は、ADMX検出器が狭い範囲のアクシオン質量をスキャンし、Kim-Shifman-Weinstein-Zakharov理論がこの範囲で機能しないことを確認した昨年4月にのみ得られました。今年の3月、科学者たちはABRACADABRA検出器の予備的な結果も発表しました。これは、さまざまな範囲のアクシオン質量をテストし、否定的な結果も受け取りました。さらに、昨年、理論家は、検出器の感度を高める可能性のあるさらに2つの効果を発見しました。それは、電子スピンの歳差運動と、アクシオン場に置かれた水素原子のエネルギー準位の歪みです。したがって、絶望するには時期尚早です。

今日まで、理論物理学者は(重力に加えて)暗黒物質を検出するための膨大な数の間接的な方法を開発してきました。これらの方法はすべて、天体の進化を歪める暗黒物質と通常の物質の相互作用による微妙で微妙な効果に基づいています。特に、そのような効果は、中性子星を加熱し、矮小銀河のパラメータをシフトさせ、電磁波と重力波を歪める可能性があります。さらに、一部のモデルでは、暗黒物質の粒子が消滅し、望遠鏡で見ることができる光子を生成する可能性があります。残念ながら、暗黒物質が存在する場合でも、そのような微妙な効果は通常非常に弱いです。したがって、それらのいずれもまだ確認されていません。

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