Detección indirecta de materia oscura

La detección indirecta de materia oscura es un método de búsqueda de materia oscura que se centra en buscar los productos de las interacciones de la materia oscura (en particular, las partículas del Modelo Estándar ) en lugar de la materia oscura en sí. ^[1] Por el contrario, la detección directa de materia oscura busca interacciones de la materia oscura directamente con los átomos . ^[2] Hay experimentos que apuntan a producir partículas de materia oscura utilizando colisionadores . ^{[2] Las búsquedas indirectas utilizan varios métodos para detectar las} secciones transversales de aniquilación esperadas para partículas masivas que interactúan débilmente (WIMP). ^[3] En general, se asume que la materia oscura es estable (o tiene una vida útil lo suficientemente larga como para parecer estable), que la materia oscura interactúa con las partículas del Modelo Estándar, que no hay producción de materia oscura después de la congelación y que el universo está actualmente dominado por la materia, ^{[ aclaración necesaria ]} mientras que el universo primitivo estaba dominado por la radiación . ^[2] Las búsquedas de productos de interacciones de materia oscura son rentables porque hay una gran cantidad de materia oscura presente en el universo y, presumiblemente, muchas interacciones de materia oscura y productos de esas interacciones (que son el foco de las búsquedas de detección indirecta); y muchos telescopios actualmente operativos se pueden utilizar para buscar estos productos. ^[1] Las búsquedas indirectas ayudan a restringir la sección transversal de aniquilación , la vida útil de la materia oscura , así como la tasa de aniquilación. ${\displaystyle \left\langle \sigma v\right\rangle ,}$ ${\displaystyle \tau _{X}}$

Interacciones de materia oscura

La detección indirecta se basa en los productos de las interacciones de la materia oscura. Por lo tanto, hay varios modelos diferentes de interacciones de materia oscura a considerar. La materia oscura (DM) a menudo se considera estable, ya que se requiere una vida útil mayor que la edad del universo ( años) para que haya grandes cantidades de DM presentes en la actualidad. ^[1] De hecho, parece que la abundancia de DM no ha cambiado significativamente mientras el universo ha estado dominado por la materia. ^[2] Usando mediciones del CMB y otras estructuras a gran escala, la vida útil de la DM puede limitarse aproximadamente por s. ^[2] Por lo tanto, aniquilar la DM es el foco de la mayoría de las búsquedas indirectas. ${\displaystyle \tau _{X}\gg 10^{10}}$ ${\displaystyle \tau _{X}\gtrsim 2\times 10^{19}}$

Aniquilando la materia oscura

Una sección eficaz de aniquilación del orden de es consistente con la densidad cosmológica medida de la materia oscura. ^[2] Por lo tanto, los objetos de las búsquedas indirectas son los productos secundarios que se esperan de la aniquilación de dos partículas de materia oscura. ^[2] Cuando las observaciones de esos productos secundarios revelan secciones eficaces del orden de la esperada (o cerca de ese orden de magnitud, con alguna discrepancia esperada o conocida), la fuente de esos productos puede convertirse en un candidato a materia oscura, o una indicación de materia oscura (una señal indirecta). En general, se espera que la materia oscura sea para la sección eficaz dada anteriormente. ^[2] ${\displaystyle \left\langle \sigma v\right\rangle \sim 10^{-26}cm^{3}s^{-1}}$ ${\displaystyle \sim 10^{-26}}$ ${\displaystyle 5\ MeV\lesssim m_{X}\lesssim 120\ TeV}$

Obsérvese que el "factor J" de una fuente potencial dada de productos de interacción de materia oscura es el espectro de energía integrado a lo largo de la línea de visión, tomando solo el término dependiente de la distribución de la densidad de masa de materia oscura. ^[1] Para la aniquilación, ese factor J se da comúnmente como,

${\displaystyle J_{ann}={\frac {1}{8\pi }}\int drd\Omega \rho ({\bar {r}})^{2}}$

donde es la densidad de masa de la DM. ^[1] El factor J es esencialmente una medida predictiva de una señal de aniquilación potencial. ^[1] El factor J depende de la densidad, por lo que si la densidad de una región dada no es bien conocida o bien definida, puede ser difícil determinar el tamaño de la señal esperada. Por ejemplo, dado que es difícil distinguir y eliminar los fondos cerca del centro galáctico, el factor J calculado para esa región varía en varios órdenes de magnitud, dependiendo del perfil de densidad utilizado. ^[1] ${\displaystyle \rho ({\bar {r}})}$

Materia oscura en descomposición

Sin embargo, si la materia oscura es inestable, se desintegraría y produciría productos de desintegración que podrían observarse. Dado que la desintegración solo involucra una partícula de materia oscura (mientras que la aniquilación requiere dos), el flujo de productos de desintegración de la materia oscura es proporcional a la densidad de la materia oscura, , en lugar de en el caso de la aniquilación. ^[2] Se han realizado esfuerzos para buscar productos de desintegración de la materia oscura en rayos gamma , rayos X , rayos cósmicos y neutrinos . ^[2] Para la materia oscura inestable de masa en el rango GeV -TeV, los productos de desintegración son fotones de alta energía . [ ^4] Estos fotones contribuyen al fondo de rayos gamma extragaláctico (EGRB). Los estudios del EGRB utilizando el satélite Fermi han revelado restricciones en la vida útil de la materia oscura como s, para masas entre aproximadamente 100 GeV y 1 TeV. ^[4] Las restricciones derivadas del EGRB son relativamente poco afectadas por incertidumbres astrofísicas adicionales. ^{[4] Las observaciones} de NuSTAR se han utilizado para buscar líneas de rayos X para restringir aún más la descomposición de la DM para masas en el rango de 10 a 50 keV. ^[5] Para los neutrinos estériles, existen varias restricciones basadas en los límites de rayos X. ^[5] Para las masas de DM keV y keV, existen restricciones bien definidas en el ángulo de mezcla, . ^[5] Los neutrinos se han utilizado para derivar restricciones para masas de DM en el rango GeV. ^[6] Los datos combinados de las observaciones de rayos gamma de Fermi y las observaciones de neutrinos de IceCube dan restricciones que dependen de la energía y se definen por el criterio, , con definido como la señal dada, como el fondo de neutrinos muónicos y como la significancia gaussiana. ^[6] Para energías bajas, las restricciones mejoran con el tiempo como . ^[6] Para energías altas, las restricciones no están bien definidas, ya que el flujo de neutrinos ya no es dominante. ^[6] Por lo tanto, existen restricciones sobre las propiedades de la desintegración de materia orgánica para masas que van desde keV a TeV. Además, en el caso de la desintegración, la intensidad de la señal (como el factor J para el caso de la aniquilación) depende solo de la densidad, en lugar de la densidad al cuadrado: . ^[1] Para fuentes suficientemente distantes, la intensidad de la señal puede entonces aproximarse como , donde es la masa de la fuente. ^[1] ${\displaystyle \rho _{X}}$ ${\displaystyle \rho _{X}^{2}}$ ${\displaystyle \tau _{X}>10^{28}}$ ${\displaystyle m_{X}\lesssim 10}$ ${\displaystyle m_{X}\gtrsim 50}$ ${\displaystyle \theta }$ ${\displaystyle 10^{3}\lesssim m_{X}\lesssim 10^{6}}$ ${\displaystyle N_{sig}/{\sqrt {N_{sig}+N_{bkg}}}<\delta }$ ${\displaystyle N_{sig}}$ ${\displaystyle N_{bkg}}$ ${\displaystyle \delta }$ ${\displaystyle \sim {\sqrt {t}}}$ ${\displaystyle m_{X}}$ ${\displaystyle \int \rho ({\bar {r}})drd\Omega }$ ${\displaystyle M/R^{2}}$ ${\displaystyle M}$

Métodos de detección indirecta

Actualmente existen muchas vías diferentes a través de las cuales se pueden llevar a cabo búsquedas indirectas de materia oscura. En general, las búsquedas de detección indirecta se centran en rayos gamma, rayos cósmicos o neutrinos. ^[2] Hay muchos instrumentos que se han utilizado en los esfuerzos por detectar productos de aniquilación de materia oscura, incluidos HESS , VERITAS y MAGIC ( telescopios Cherenkov ), Fermi Large Area Telescope (LAT), High Altitude Water Cherenkov Experiment (HAWC) y Antares , IceCube y SuperKamiokande (telescopios de neutrinos). ^[7] Cada uno de estos telescopios participa en la búsqueda de una señal de WIMP, centrándose, respectivamente, en fuentes que van desde el centro galáctico o el halo galáctico , hasta cúmulos de galaxias y galaxias enanas , dependiendo del rango de energía permitido para cada instrumento. ^[7] Aún no se ha confirmado una señal de aniquilación de DM y, en su lugar, se imponen restricciones a las partículas de DM a través de límites en la sección transversal de aniquilación de las WIMP, en la vida útil de la materia oscura (en el caso de la desintegración), así como en la tasa y el flujo de aniquilación.

Límites de aniquilación de WIMP

Búsquedas de rayos gamma

Para detectar o limitar las propiedades de la materia oscura, se han llevado a cabo observaciones de galaxias enanas. Se pueden establecer límites en la sección eficaz de aniquilación de las WIMP basándose en el análisis de rayos gamma o rayos cósmicos. ^[1] Los telescopios VERITAS, MAGIC, Fermi y HESS se encuentran entre los que han participado en la observación de rayos gamma. Los telescopios Cherenkov aéreos (HESS, MAGIC, VERITAS) son los más eficaces para limitar la sección eficaz de aniquilación para altas energías ( GeV). ${\displaystyle E_{\gamma }>100}$

Para energías por debajo de 100 GeV, Fermi es más efectivo, ya que este telescopio no está restringido a una vista de solo una pequeña porción del cielo (como lo están los telescopios terrestres). ^[1] A partir de seis años de datos de Fermi , que observaron galaxias enanas en la Vía Láctea, la masa de DM está restringida a GeV (no se permiten masas en este umbral). ^[1] Luego, combinando datos de Fermi y MAGIC, se encuentra que el límite superior de la sección transversal es (es decir, sin incertidumbres en . ^[7] Esta colaboración produjo restricciones para masas de DM en el rango . ^[7] Nótese que los datos de Fermi dominan para el extremo de masa baja del rango, mientras que MAGIC domina para las masas altas. ^[7] ${\displaystyle m_{X}\gtrsim 100}$ ${\displaystyle \left\langle \sigma v\right\rangle \sim 10^{-25}cm^{3}s^{-1}}$ ${\displaystyle J}$ ${\displaystyle 10\ GeV\lesssim m_{X}\lesssim 100\ TeV}$

VERITAS se ha utilizado para observar rayos gamma de alta energía en el rango de 85 GeV a 30 TeV, para el rango de masas . ^[8] ${\displaystyle 10\ GeV\lesssim m_{X}\lesssim 10\ TeV}$

Búsquedas de rayos cósmicos

Los análisis de rayos cósmicos observan principalmente positrones y antiprotones. El experimento AMS es uno de esos proyectos, que proporciona datos sobre electrones y positrones de rayos cósmicos en el rango de 0,5 GeV a 350 GeV. ^[9] Los datos de AMS permiten restricciones en las masas de DM GeV. ^[9] Los resultados de AMS restringen la sección eficaz de aniquilación a para masas de DM GeV (con la sección eficaz mediada térmicamente indicada como ). ^[9] El límite superior para la sección eficaz de aniquilación también se puede utilizar para encontrar un límite para el ancho de desintegración de una partícula de DM. ^[9] Estos análisis también están sujetos a una incertidumbre sustancial, particularmente en lo que respecta al campo magnético del Sol, así como a la sección eficaz de producción de antiprotones. ^[1] ${\displaystyle m_{X}\lesssim 300}$ ${\displaystyle \left\langle \sigma v\right\rangle \lesssim 1.1\times 10^{-24}cm^{3}s^{-1}}$ ${\displaystyle \sim 100}$ ${\displaystyle \left\langle \sigma v\right\rangle _{therm}\equiv 3\times 10^{-26}}$ ${\displaystyle cm^{3}s^{-1}}$

Centro galáctico

Se plantea la hipótesis de que el centro galáctico es una fuente de grandes cantidades de productos de aniquilación de materia oscura. ^[2] Sin embargo, el fondo en el centro galáctico es brillante y aún no se comprende bien (según el modelo de la Vía Láctea en uso, el flujo de productos de aniquilación puede variar en varios órdenes de magnitud). ^[2] El centro galáctico es una fuente única de materia oscura de alta masa, que no se puede replicar en colisionadores. ^[1] Por lo tanto, telescopios como Fermi y HESS han observado el exceso de rayos gamma que provienen del centro galáctico, ya que los fondos son más bajos para los rayos gamma (y los fondos desconocidos en el centro galáctico generalmente causan grandes incertidumbres para las búsquedas de materia oscura). ^[1] La sección eficaz de aniquilación es consistente con el esperado y, por lo tanto, en el caso de que esos rayos gamma en exceso sean productos de la aniquilación de materia oscura, deben originarse de materia oscura con una masa . ^[2] ${\displaystyle \sim 10^{-26}cm^{3}s^{-1}}$ ${\displaystyle 40\ GeV\lesssim m_{X}\lesssim 70\ GeV}$

Imagen de cielo completo de rayos gamma superiores a 1 GeV.

A modo de comparación, imagen de cielo completo de rayos gamma superiores a 10 GeV.

El HESS, un telescopio Cherenkov de imágenes atmosféricas, se ha utilizado para observar este exceso de rayos gamma de muy alta energía que emanan del centro galáctico. ^[10] Al sondear energías en el rango de GeV a TeV, los datos del HESS permitieron determinar límites en los procesos de bremsstrahlung internos , lo que luego permitió definir límites superiores en el flujo de aniquilación de la materia oscura. ^[10] ${\displaystyle E_{\gamma }\sim 500}$ ${\displaystyle 25}$

En general, el centro galáctico es un foco de búsquedas indirectas debido a su exceso de rayos gamma, que es del orden de la sección eficaz de aniquilación mediada térmicamente, lo que convierte al exceso de rayos gamma en un candidato potencial a materia oscura. ^[2] ${\displaystyle \left\langle \sigma v\right\rangle \sim 10^{-26}cm^{3}s^{-1}}$

Materia oscura pesada

La materia oscura pesada tiene . ^[1] Se espera que la materia oscura con masa en este régimen produzca fotones de alta energía que, a través de la producción de pares, creen una cascada de electrones y fotones, que eventualmente conducen a rayos gamma de baja energía. ^[1] Esos rayos gamma de baja energía se pueden observar con telescopios como Fermi y luego restringir la tasa de aniquilación en consecuencia. ^[1] Además, para la materia oscura en descomposición con masas mayores que el rango de TeV, la vida útil está restringida a s. ^[1] ${\displaystyle m_{X}\gg TeV}$ ${\displaystyle \tau _{X}\gtrsim 10^{27-28}}$

Materia oscura clara

En cambio, la luz de partículas moleculares tiene , y resulta difícil observar productos para estas masas y energías más bajas. Fermi está limitado por su resolución angular y no puede observar productos por debajo de . ^[1] Para observar productos en el límite de masa inferior, se requiere un telescopio de rayos gamma de baja energía o un telescopio de rayos X. ^[1] ${\displaystyle m_{X}\ll GeV}$ ${\displaystyle \sim 1\ GeV}$

Exceso de positrones en rayos cósmicos

Un exceso de positrones (en la relación de flujo de positrones a pares de electrones y positrones) fue encontrado por PAMELA , al observar rayos cósmicos. ^[1] Fermi y AMS-02 confirmaron posteriormente este exceso. ^[1] Una posible explicación para este exceso de positrones es la aniquilación de materia oscura. ^[1] Para energías de GeV a GeV, la relación de positrones a pares de electrones-positrones continúa aumentando, lo que indica que la materia oscura aniquilada está produciendo positrones (y el flujo aumenta con la masa de DM). ^[1] Hay explicaciones alternativas para este exceso de positrones, incluidos los púlsares o los remanentes de supernova . ^[1] En 2017, los datos de la Colaboración HAWC indicaron que el aumento en el flujo de positrones de los dos púlsares más cercanos ( Geminga y Monogem) es aproximadamente equivalente al exceso observado originalmente por PAMELA. ^[2] ${\displaystyle \sim 10}$ ${\displaystyle 300}$

Materia oscura mostrada en el cúmulo Bullet.

La línea de 3,5 keV

En 2014, se encontró una línea espectral de una energía de keV en la observación de cúmulos de galaxias. ^[1] Una investigación posterior de esta línea espectral por Chandra y XMM-Newton no logró encontrar dicha línea y, por lo tanto, existe un debate sobre si la línea espectral es evidencia de materia oscura. ^[1] Hay varias explicaciones: (1) la fuente es un neutrino estéril en descomposición, con una masa de keV ( materia oscura fría ), y por lo tanto, no está sujeto a las restricciones de la materia oscura cálida . Esta explicación es consistente con la observación de la línea espectral a 3,5 keV, como se esperaba, tanto en el fondo cósmico de rayos X como en el centro galáctico, pero inconsistente con los resultados de Chandra y XMM-Newton; ^[1] (2) la fuente es más pesada que 3,5 keV, pero tiene un "estado excitado metaestable" a 3,5 keV y una desintegración emite un fotón de esa misma energía; ^[1] (3) La fuente de DM se desintegra, produciendo una partícula de 3,5 keV similar a un axión, que podría convertirse en un fotón bajo algún campo magnético externo. ^[1] La explicación real aún no puede confirmarse. Por lo tanto, la línea de 3,5 keV permanece como evidencia de un candidato potencial a DM. ${\displaystyle \sim 3.5}$ ${\displaystyle \sim 7}$

En 2023, un preprint de investigación publicado en Arxiv cuestionó la existencia de la línea espectral de 3,5 keV; los autores de la investigación, al intentar replicar los resultados que apuntaban a la existencia de la línea espectral de 3,5 keV, no lograron reproducir estos resultados en cinco de los seis casos, lo que los llevó a concluir: "Concluimos que hay poca evidencia sólida de la existencia de la línea de 3,5 keV". ^[11]

Fondo cósmico de microondas

El fondo cósmico de microondas (CMB) también se puede analizar para limitar los productos de aniquilación de materia oscura. ^[2] Si el número de aniquilaciones de materia oscura se da como, ${\displaystyle N_{ann}={\frac {1}{2}}{\frac {\rho _{X}^{2}\left\langle \sigma v\right\rangle V_{c}}{m_{X}^{2}H}}}$

donde es la tasa de expansión, es el volumen comóvil y es la sección eficaz de aniquilación promedio, entonces se puede determinar el número de aniquilaciones de materia oscura durante el período de igualdad materia-radiación y dominación de la materia. ^[2] A partir de la ecuación anterior para el número de aniquilaciones de materia oscura, y con base en una masa de materia oscura típica de GeV, esa materia oscura ionizaría una porción significativa de átomos de hidrógeno (~ ) en el momento de la recombinación . ^[2] Por lo tanto, la materia oscura tendría un efecto notable en el CMB, como se observa hoy. ^[2] ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle V_{c}}$ ${\displaystyle \left\langle \sigma v\right\rangle }$ ${\displaystyle m_{X}=100}$ ${\displaystyle 10^{-3}}$

Debido a que las anisotropías encontradas en el CMB son sensibles a cualquier aumento de energía, esas anisotropías se pueden calcular bajo el supuesto de que el aumento de energía se debe a alguna aniquilación de materia orgánica, en un esfuerzo por determinar las restricciones a esa aniquilación de materia orgánica. La Colaboración Planck utilizó la relación

${\displaystyle p_{ann}\equiv f_{eff}{\frac {\left\langle \sigma v\right\rangle }{m_{X}}}}$

(donde es la energía liberada en el medio intergaláctico por un proceso de aniquilación de DM) para determinar un parámetro, , para restringir las aniquilaciones de DM basadas en anisotropías y polarización del CMB. ^[12] La Colaboración Planck descubrió que las restricciones del CMB eran más confiables que otros métodos para masas más pequeñas (por debajo de ~10 GeV). ^[2] Las restricciones del CMB también son más confiables para cualquier aniquilación de DM que resulte en protones o electrones (es decir, excluyendo la aniquilación en neutrinos). ^[2] ${\displaystyle f_{eff}}$ ${\displaystyle p_{ann}}$

Explicaciones alternativas

Algunas de las explicaciones alternativas se mencionan en sus respectivas secciones anteriores, pero hay muchas explicaciones alternativas para las diversas fuentes que se consideran posibles candidatas a señales de materia oscura. Por ejemplo, el exceso de rayos gamma en el centro galáctico podría deberse a los púlsares cerca del centro galáctico, en lugar de a la materia oscura. Además, como se mencionó anteriormente, el exceso de positrones de rayos cósmicos podría deberse a que los púlsares cercanos aumentan el flujo de positrones.

También debe notarse que es posible que la materia oscura se aniquile con una sección transversal menor que el valor promedio térmico de , pero la instrumentación actual no permite la investigación de dicho modelo. ^[2] Algunos de esos modelos adicionales incluyen procesos dependientes de la velocidad, en los que la sección transversal se escala con el cuadrado de la velocidad relativa ( ) de las dos partículas de materia oscura que se aniquilan . ^[2] Otro modelo es el de las aniquilaciones resonantes, en el que se supone que la materia oscura se aniquila cerca de la resonancia, lo que hace que la sección transversal en el momento de la congelación sea significativamente mayor (o menor) de lo que se observa hoy (debido a la mayor velocidad en la resonancia y la velocidad relativamente baja asumida en la actualidad). ^[2] La materia oscura asimétrica es un modelo que sugiere una asimetría primordial en la abundancia de partículas y antipartículas de materia oscura. ^[2] ${\displaystyle \sim 10^{-26}}$ ${\displaystyle v_{rel}}$ ${\displaystyle (\sigma v\propto v_{rel}^{2})}$

Referencias

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